Астронет: Д. В. Бизяев/У-т Эль Пасо, США. ГАИШ Кривая блеска ореола гамма-всплеска http://variable-stars.ru/db/msg/eid/anka031022

На рисунке изображена кривая блеска оптического двойника (еще используют термины "послесвечение" или "ореол") гамма-всплеска GRB 030418, который произошел 18 апреля 2003 г. Наиболее важная ранняя часть кривой получена с помощью австралийского телескопа из массива ROTSE-III (Роботизированный эксперимент по поиску оптических транзиентов)

Четыре роботизированных телескопа ROTSE-III, установленные на данный момент в Австралии, Техасе, Намибии и Турции, являются детищем совместного проекта Национальной Лаборатории в Лос-Аламосе, Мичиганского Университета, Ливерморской Лаборатории, австралийского Университета Нового Южного Уэльса и германского Института Макса Планка. Они представляют собой полностью автоматизированные небольшие телескопы (диаметр зеркала около 45 см), способные навестись на область локализации гамма-всплеска за 5-6 секунд и автономно получать фотометрические данные (см. Akerlof et al.).

Рисунок явно свидетельствует о наличии максимума на кривой блеска. Помимо данных с ROTSE (треугольники) на него нанесены более поздние наблюдения, сделанные в Австралии на 40-дюймовом телескопе обсерватории Сайдинг Спринг (квадратики), а также на телескопах Лоиано (крестики) и Магеллан (ромбики). Кривые на рисунке представляют различные модели, призванные объяснить поведение блеска оптического двойника. Популярные модели медленного охлаждения (штриховая кривая) и комбинированная медленного и быстрого (см. astro-ph/9712005) не очень хорошо описывают растущую часть кривой и плато. Авторы статьи предлагают модифицированную модель: выброс энергии происходит не просто в межзвездную среду, а в вещество, потерянное массивной звездой за время ее эволюции посредством звездного ветра. В таком случае кривая блеска должна аппроксимироваться профилем как раз похожей формы (см. сплошную кривую, построенную по наилучшим образом соответствующим параметрам). В предположении средних параметров межзвездной среды, а также очень массивной звезды-прародителя гамма-всплеска, параметры кривой позволяют оценить темп потери ею массы (dM/dt), получающийся порядка 10^-3 масс Солнца в год. Эта оценка на один-два порядка выше типичных значений, полученных для очень массивных звезд, но в оценке dM/dt присутствуют весьма неопределенные факторы. Главная идея работы в том, что происхождение гамма-всплесков все более и более связывается с конечной стадией эволюции очень массивных звезд.

---